Phases de la Lune : simulateur de phases et d’éclipses

Ce que montre le modèle

Observez la Lune quelques soirs de suite et vous verrez sa forme changer : un mince arc bas à l’ouest après le coucher du soleil, un demi-disque une semaine plus tard, un cercle entier qui se lève au crépuscule encore une semaine après. La Lune elle-même ne change pas du tout. Ce qui change, c’est l’angle entre le Soleil, la Terre et la Lune, et cette page vous permet de faire varier cet angle avec un curseur de date.

Le modèle est dessiné dans un repère qui tourne avec la Terre pendant qu’elle fait le tour du Soleil, si bien que le Soleil reste toujours à gauche. La Terre est tournée à la bonne heure et à la bonne saison : son axe penche de 23,44°, et le côté tourné vers le Soleil est celui où il fait jour à la date affichée. La Lune tourne autour de la Terre dans le même sens que la Terre tourne sur elle-même, c’est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d’une montre vu depuis le dessus du pôle Nord.

La petite fenêtre en bas à droite montre la Lune telle que la voit un observateur de l’hémisphère Nord, le nord en haut. Elle est calculée avec la même direction du Soleil et la même position de la Lune que le modèle 3D : quand vous faites glisser le curseur de date, les deux changent ensemble. Le tableau en haut à gauche donne la date, le nom de la phase, l’âge de la Lune en jours, la fraction éclairée du disque, la hauteur de la Lune au-dessus ou au-dessous du plan de l’orbite terrestre, et indique si la nouvelle ou la pleine lune la plus proche donne une éclipse.

Pourquoi la Lune a des phases

Le Soleil éclaire toujours une moitié de la Lune. C’est vrai chaque jour du mois, y compris le jour de la nouvelle lune, où la moitié éclairée est tournée à l’opposé de nous. La phase dépend seulement de la part de cette moitié éclairée que nous voyons depuis la Terre.

Quand la Lune est entre la Terre et le Soleil, nous regardons sa face de nuit. C’est la nouvelle lune, et la Lune se perd dans l’éclat du Soleil. Une semaine plus tard, la Lune a parcouru un quart de tour. Nous voyons alors la moitié éclairée de profil, et la moitié du disque paraît brillante : c’est le premier quartier. Une semaine de plus, et la Lune se trouve de l’autre côté de la Terre par rapport au Soleil ; nous regardons la moitié éclairée en face : c’est la pleine lune. Le dernier quartier suit une semaine après, avec l’autre moitié du disque éclairée.

L’angle qui compte est l’élongation, l’angle entre la Lune et le Soleil vu depuis la Terre. Si l’élongation vaut E, la fraction éclairée du disque est

k = (1 − cos E) / 2

Pour E = 0°, on obtient 0 ; pour 90°, 0,5 ; pour 180°, 1. Le tableau dans le coin de la scène utilise cette formule.

Deux mois : 27,32 jours et 29,53 jours

Activez la direction des étoiles : la flèche verte pointe vers un point fixe parmi les étoiles. Lancez l’horloge et comptez. La Lune revient à la flèche au bout de 27,32 jours. C’est le mois sidéral, le temps d’un tour par rapport aux étoiles.

À ce moment-là, pourtant, la Lune n’a pas le même aspect. Pendant ces 27,32 jours, la Terre a avancé d’environ 27° sur sa propre orbite, et le Soleil se trouve maintenant dans une autre direction. La Lune doit encore parcourir environ 2,2 jours pour se réaligner avec le Soleil. C’est le mois synodique, 29,53 jours d’une nouvelle lune à la suivante. Les deux nombres sont liés par la durée de l’année :

1 / 27,3217 = 1 / 29,5306 + 1 / 365,2564

Le calcul donne 27,3217 jours, la valeur de la fiche de données lunaires de la NASA. Le calendrier des phases suit le mois synodique, car la phase dépend de la position du Soleil.

Comment la phase est calculée sur cette page

Le modèle part d’une nouvelle lune connue, le 6 janvier 2000 à 18:14 UTC (jour julien 2451550,2597), et compte à partir d’elle des mois synodiques moyens de 29,530588853 jours. L’âge de la Lune en jours est

âge = (JD − 2451550,2597) mod 29,530588853

et l’élongation vaut E = 360° × âge / 29,530588853. La direction du Soleil vient de la formule abrégée de l’Observatoire naval des États-Unis pour la longitude moyenne du Soleil, L = 280,459° + 0,98564736° × D, où D est le nombre de jours écoulés depuis le 1er janvier 2000 à 12:00. La longitude de la Lune est L + E.

Voici la vérification du jour. Le 16 octobre 2026 à 12:00, heure de Corée (03:00 UTC, JD 2461329,625), 331,16 mois synodiques se sont écoulés depuis la référence, donc l’âge est de 4,74 jours. E vaut 57,8° et k, 23 %. La table horaire de la Lune de la NASA pour 2026 donne 26,9 % éclairé et un âge de 5,47 jours pour la même heure. L’Observatoire naval des États-Unis place la vraie nouvelle lune le 10 octobre 2026 à 15:50 UTC, et le calendrier de l’Institut coréen d’astronomie et des sciences spatiales (KASI) indique que le 16 octobre 2026 est le jour 6 du neuvième mois lunaire, avec un âge de la Lune de 5,8 jours. Le modèle a donc environ 17 heures de retard aujourd’hui.

C’est l’ordre de grandeur d’erreur à attendre. Sur les 99 nouvelles lunes, quartiers et pleines lunes que l’Observatoire naval publie de septembre 2026 à août 2028, les heures du modèle s’écartent des vraies de 14 heures d’avance à 22 heures de retard. Les nouvelles lunes restent entre 10 heures d’avance et 17 heures de retard. Sur les 8760 heures de 2026, la fraction éclairée s’écarte de la table de la NASA de 2,6 points de pourcentage en moyenne et de 8,6 au plus.

La raison : aucune des deux orbites n’est un cercle. L’orbite de la Lune a une excentricité de 0,0549 ; la Lune va donc plus vite près du périgée et plus lentement près de l’apogée, et sa position réelle peut être en avance ou en retard de plus de 6° sur la position moyenne. L’orbite de la Terre ajoute jusqu’à 1,9° pour le Soleil. Avec un mouvement relatif de 12,2° par jour, quelques degrés font une demi-journée. Pour un calendrier, une application d’observation du ciel ou la préparation d’une photo, utilisez les tables publiées. Pour comprendre pourquoi les phases suivent la forme qu’elles suivent, le mois moyen suffit.

Pourquoi il n’y a pas d’éclipse chaque mois

Si la Lune passe entre nous et le Soleil tous les 29,5 jours, pourquoi une éclipse de Soleil est-elle rare ? Activez « Inclinaison réelle 5,14° » et regardez l’orbite presque par la tranche. L’orbite de la Lune est inclinée de 5,145° sur l’écliptique, le plan de l’orbite terrestre. À la plupart des nouvelles lunes, la Lune passe au-dessus ou au-dessous du Soleil, et à la plupart des pleines lunes, au-dessus ou au-dessous de l’ombre de la Terre.

L’orbite traverse l’écliptique en deux points, les nœuds. Une éclipse demande une nouvelle ou une pleine lune proche d’un nœud. Le modèle vérifie les angles avec des distances moyennes : une éclipse de Soleil est visible quelque part sur la Terre quand la Lune est à moins de 1,48° du Soleil à la nouvelle lune, et une éclipse de Lune touche l’ombre quand la Lune est à moins de 0,96° du centre de l’ombre de la Terre à la pleine lune. Comme la hauteur de la Lune au-dessus de l’écliptique vaut 5,145° × sin F, où F est l’angle compté depuis le nœud ascendant, ces limites deviennent :

• éclipse de Soleil de tout type : Soleil à moins de 16,7° d’un nœud
• éclipse de Lune dans l’ombre : à moins de 10,8°
• éclipse totale de Lune : à moins de 4,9°

Le Soleil passe les nœuds à raison de 1,04° par jour, donc la fenêtre d’une éclipse de Soleil reste ouverte environ 32 jours. C’est plus long qu’un mois synodique : chaque passage apporte au moins une éclipse de Soleil. La fenêtre d’une éclipse de Lune dans l’ombre reste ouverte environ 21 jours, si bien qu’un passage peut ne donner que des éclipses pénombrales, et 2027 est une de ces années.

Les nœuds ne restent pas en place. La ligne des nœuds fait un tour à reculons tous les 18,6 ans, si bien que le Soleil retrouve le même nœud tous les 346,62 jours : c’est l’année des éclipses. Les saisons d’éclipses arrivent à environ 173 jours d’intervalle et avancent d’environ 19 jours chaque année civile. Dans le modèle, l’étape 6 montre la pleine lune du 18 juillet 2027, avec la ligne des nœuds pointée vers le Soleil.

Éclipses de Soleil : ombre et pénombre

Le Soleil est environ 400 fois plus large que la Lune et environ 389 fois plus éloigné : les deux disques paraissent donc presque de même taille, 0,533° pour le Soleil et 0,518° pour la Lune aux distances moyennes. Cette quasi-égalité fait de l’ombre de la Lune un cône long et fin.

Le cœur sombre de l’ombre, l’ombre proprement dite, est la zone où le Soleil entier est caché. Sa longueur est le rayon de la Lune multiplié par la distance du Soleil, divisé par la différence des deux rayons : 1737,4 × 149 600 000 / (696 000 − 1737,4) ≈ 374 400 km. À la distance moyenne de 384 400 km, le point le plus proche de la Terre est à 378 029 km du centre de la Lune : la pointe s’arrête environ 3650 km avant. La Lune paraît alors un peu plus petite que le Soleil et laisse un anneau : c’est une éclipse annulaire. Pour une éclipse totale, le centre de la Lune doit être à moins d’environ 380 750 km, ce qui se produit dans la partie de l’orbite proche du périgée (périgée moyen de 363 300 km).

Autour de l’ombre se trouve la pénombre, où seule une partie du Soleil est masquée. Là où elle touche la Terre, son rayon est d’environ 3500 km : une éclipse partielle se voit donc sur une zone large de milliers de kilomètres, alors que la bande de totalité ou d’annularité ne fait au plus que quelques centaines de kilomètres. Dans le modèle, la tache sombre sur la Terre marque la bande centrale ; elle est dessinée plus grande que nature pour que vous la trouviez.

Éclipses de Lune : l’ombre de la Terre

L’ombre de la Terre est dirigée à l’opposé du Soleil, et la Lune ne peut y entrer qu’à la pleine lune. À la distance de la Lune, l’ombre a un rayon d’environ 0,70° (4700 km, soit 2,7 fois le rayon de la Lune) et la pénombre de 1,24° (8350 km, 4,8 rayons lunaires). Ces tailles incluent l’agrandissement habituel de 2 % dû à l’atmosphère terrestre.

Une Lune entièrement dans l’ombre ne disparaît pas. La lumière du Soleil qui traverse l’atmosphère de la Terre est déviée vers l’ombre, et sa partie bleue est diffusée en chemin : la Lune prend une teinte rouge cuivré terne. Dans la pénombre, seule une partie du Soleil est masquée, et l’assombrissement est si faible qu’une éclipse pénombrale passe facilement inaperçue. Une éclipse de Lune se voit depuis toute la face nocturne de la Terre, alors qu’une éclipse de Soleil ne se voit que là où tombe la pénombre de la Lune. Voilà pourquoi une ville donnée voit bien plus d’éclipses de Lune que de Soleil.

Les prochaines éclipses

Le tableau donne toutes les éclipses d’aujourd’hui à fin 2028 d’après les tables d’éclipses de la NASA (heure du maximum en temps dynamique terrestre, TD ; l’UTC est environ 69 secondes plus tôt). La dernière colonne donne la nouvelle ou pleine lune moyenne du modèle de cette page et le type que le modèle prévoit avec les distances moyennes.

Le modèle moyen trouve les dix et donne le bon type pour neuf d’entre elles. L’erreur porte sur l’éclipse de Lune du 12 janvier 2028, à laquelle la NASA attribue une magnitude d’ombre de seulement 0,066 : la Lune frôle à peine l’ombre. Les heures s’écartent des mêmes quelques heures que pour les phases. L’éclipse totale de Lune du 31 décembre 2028 tombe au petit matin du 1er janvier 2029 en Corée.

Ce que le modèle modifie

Les astres gardent leur vrai rapport de taille : le rayon de la Lune vaut 0,2727 fois celui de la Terre. La distance qui les sépare est réduite environ 6 fois ; la vraie Lune est à 60,3 rayons terrestres, environ 30 diamètres de la Terre. Le Soleil est la plus grosse tricherie. À cette échelle, ce serait une boule de 22 unités de large, à environ 2350 unités sur la gauche : il est donc dessiné petit et proche, juste pour montrer d’où vient la lumière.

Comme la Lune est dessinée 6 fois trop grande pour sa distance, les hauteurs au-dessus de l’écliptique sont étirées du même facteur, et l’inclinaison de 5,145° paraît être de 28°. Cela garde les cônes d’ombre dessinés fidèles : à une nouvelle ou une pleine lune, la Lune touche un cône exactement quand la vraie Lune le ferait. Le prix à payer, c’est le temps. Le long de son orbite, la Lune avance toujours à sa vraie vitesse angulaire : dans le modèle, elle reste donc dans l’ombre de la Terre environ 6 fois plus longtemps que dans le ciel. La distance de la Lune à la Terre est fixée à sa valeur moyenne, si bien que le modèle ne peut pas distinguer une éclipse de Soleil totale d’une annulaire.

La texture de la Lune est la carte en couleurs du Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA, issue du Scientific Visualization Studio, et la Terre est la Blue Marble de la NASA. Les deux sont dans le domaine public et sont utilisées ici en taille réduite.

Un peu d’histoire

Les éclipses se répètent selon un cycle que connaissaient déjà les astronomes chaldéens : 223 mois synodiques, soit 6585,32 jours, ou 18 ans 11 jours et 8 heures. Cela fonctionne parce que trois mois différents coïncident presque sur cette durée. 242 mois draconitiques (d’un nœud au même nœud, 27,2122 jours) font 6585,36 jours, et 239 mois anomalistiques (d’un périgée au suivant) font 6585,54 jours. Après un saros, le Soleil, la Lune et le nœud retrouvent presque la même disposition, et la Lune est presque à la même distance : l’éclipse suivante ressemble donc beaucoup à la précédente. Le tiers de jour en plus la décale d’environ 120° vers l’ouest sur la Terre.

Calculer les jours supplémentaires

Sur une orbite circulaire idéale, la Lune avance de 360° / 27.3217 = 13.176° par jour par rapport aux étoiles. La Terre parcourt 360° / 365.2564 = 0.986° par jour, ce qui déplace aussi la direction du Soleil vue depuis elle. La différence vaut 12.190° par jour. Diviser 360° par cette vitesse relative donne 29.53 jours. Pendant le mois sidéral, la direction solaire avance d'environ 26.9°. La rattraper demande environ 2.2 jours supplémentaires, tandis qu'elle continue de bouger.

On ne peut pas additionner directement un angle à une période. Il faut diviser l'angle par la vitesse angulaire relative pour obtenir une durée. L'équation des inverses effectue cette conversion. Ce sont des mouvements moyens : gravité solaire et vitesse variable sur une ellipse modifient chaque lunaison réelle.

Activez Direction des étoiles et suivez le passage devant la flèche verte jusqu'au retour de la même phase. Le délai vient de la géométrie changeante, pas d'un arrêt de rotation ni d'une inversion du mouvement orbital.

Estimer l'heure du lever de Lune

Dans un schéma équatorial idéal, la nouvelle lune se lève à l'aube, culmine à midi et se couche au crépuscule. Le premier quartier se lève à midi, culmine au crépuscule et se couche à minuit. La pleine lune se lève au crépuscule, culmine à minuit et se couche à l'aube. Le dernier quartier se lève à minuit, culmine à l'aube et se couche à midi. Ce sont des heures solaires locales approximatives, non des horaires civils exacts : latitude, saison, inclinaison orbitale et horizon interviennent.

L'angle de phase augmente d'environ 12.190° par jour solaire. Le mouvement quotidien du Soleil correspond à 15° par heure : 12.190° / 15° par heure donne environ 0.813 heure, soit 49 minutes. D'où la règle d'environ 50 minutes de retard quotidien. Elle concerne le passage journalier moyen, pas un intervalle fixe entre levers. Les levers réels varient beaucoup et, aux hautes latitudes, peuvent manquer à une date donnée.

La Lune de jour est normale : le premier quartier est déjà levé l'après-midi et le dernier reste visible le matin. Le ciel bleu réduit le contraste sans supprimer la Lune. Le panneau du ciel dans l’onglet Réglages donne les heures réelles de lever et de coucher pour huit villes ; pour les autres lieux, consultez des éphémérides locales avant de sortir. Ne cherchez jamais un fin croissant aux jumelles près du Soleil : diriger une optique vers lui peut provoquer des lésions oculaires définitives.

Ce que mesure la fraction éclairée

C'est une fraction de l'aire du disque apparent, non de toute la surface lunaire recevant du soleil. Hors éclipses, environ la moitié de la sphère est éclairée. À E = 60°, k = (1 − 0.5) / 2 = 0.25. À E = 120°, k = (1 − (−0.5)) / 2 = 0.75. Les positions sont aussi éloignées de l'angle du quartier, mais l'une est un croissant et l'autre gibbeuse. Après la pleine lune, E = 240° donne aussi 0.75, avec le côté opposé éclairé.

Le cosinus vient de la projection de la limite jour-nuit d'une sphère sur une image plane. Pour un Soleil lointain, cette limite est un grand cercle ; elle semble courbe parce qu'elle est vue obliquement. Aux quartiers, vue par la tranche, elle paraît presque droite. La formule suppose le Soleil pratiquement à l'infini. Un calcul précis utilise l'angle de phase mesuré sur la Lune entre les directions terrestre et solaire, plutôt que le simple supplément de l'élongation géocentrique.

Une moitié d'aire éclairée n'implique pas la moitié de l'éclat de la pleine lune. Diffusion par le sol, ombres du relief et forte augmentation d'éclat près de la pleine phase modifient le flux reçu. L'affichage indique une aire géométrique, pas une mesure photométrique. Tournez la caméra sans changer Date : la vue spatiale change, mais Vue depuis la Terre conserve sa phase, car son observateur ne suit pas la caméra.

Lumière cendrée et taille apparente

Le disque faiblement visible à l'intérieur d'un croissant est la lumière cendrée : le Soleil éclaire la Terre, qui réfléchit la lumière vers la nuit lunaire, puis vers nos yeux. Près de la nouvelle lune, un observateur sur la face tournée vers nous verrait une Terre presque pleine éclairant le paysage privé de soleil direct. Nuages et océans modifient cette réflexion. Ce n'est ni une émission propre visible ni l'ombre terrestre ; celle-ci agit pendant une éclipse à la pleine lune. La scène ne simule pas cette luminosité réfléchie ; ses textures ne permettent pas de la mesurer.

La superlune dépend de la distance, non d'un mécanisme de phases différent. La comparaison NASA entre pleines lunes extrêmes indique jusqu'à environ 14% de diamètre apparent et 30% d'éclat supplémentaires. Un rapport de diamètres de 1.14 donne une aire relative de 1.14 × 1.14 = 1.30. La comparaison porte sur une pleine lune petite et lointaine, pas sur n'importe quelle pleine lune habituelle. Elle ne devient pas soudain immense par rapport aux soirées précédentes.

L'illusion lunaire près de l'horizon relève de la perception et se distingue du changement orbital. Elle apparaît même si la distance varie à peine. Comparez des photographies de même focale et même échelle avant de conclure à un agrandissement physique. Le modèle 3D fixe et comprime la distance entre la Terre et la Lune : la variation du diamètre apparent d’une superlune apparaît donc dans la comparaison des tailles du panneau de la Lune réelle.

Un calendrier de phases n'est pas un annuaire des marées

Les calendriers lunaires suivent les lunaisons, non l'orbite stellaire. Le cycle moyen de 29.53 jours ne se répartit pas exactement en jours entiers ; la longueur des mois alterne souvent selon les règles du calendrier. Le calendrier luni-solaire coréen intercale des mois pour rester lié à l'année solaire. N'arrondissez pas l'âge lunaire de cette page pour fixer une fête ou une date officielle : utilisez la conversion KASI.

Aux nouvelles et pleines lunes, les effets de marée solaire et lunaire se renforcent, favorisant les vives-eaux. Aux quartiers, ils s'opposent partiellement, favorisant les mortes-eaux de moindre amplitude. Une Lune plus éclairée n'attire pas davantage : la gravité agit aussi à la nouvelle lune. Côte, profondeur et réponse du bassin règlent horaires et amplitudes ; le maximum peut suivre l'alignement avec retard.

Gardez Ombres activé et déplacez Date du croissant vers la pleine lune. La phase change continuellement, mais une éclipse exige que l'orbite rencontre l'ombre. Comparez ensuite des fractions éclairées égales avant et après la pleine lune : le côté lumineux change. Revenez au quartier et utilisez le schéma des levers pour choisir matin ou soir. La page explique la configuration, non les hauteurs locales de marée, les passages d'horizon ni les dates religieuses exactes.

La Lune réelle à côté du mouvement moyen

Le modèle 3D déplace la Lune à sa vitesse moyenne : la géométrie reste lisible, mais les nouvelles et pleines lunes dessinées peuvent différer de presque un jour des véritables. L’onglet Réglages propose donc un second calcul, « La Lune réelle à cette date ». Il utilise les formules de faible précision de l’Almanach astronomique. La longitude écliptique lunaire associe une progression de 481 267,881° par siècle à six termes périodiques, dont le plus grand a une amplitude de 6,29°. La latitude utilise quatre termes dominés par une onde de 5,13°, et la parallaxe horizontale, qui donne la distance, cinq. Les coordonnées solaires approchées viennent de l’Observatoire naval américain.

Sur les 149 nouvelles lunes, quartiers et pleines lunes publiés par cet observatoire pour 2026, 2027 et 2028, les horaires du panneau diffèrent de 9 minutes en moyenne et de 29 minutes au maximum. Pour les nouvelles et pleines lunes de la même liste, le modèle moyen s’écarte jusqu’à 17,4 heures. La ligne « Modèle 3D et réalité » affiche cet écart en heures : il passe de l’avance au retard lorsque la Lune parcourt les parties proches puis lointaines de son orbite, plus vite puis moins vite que la moyenne.

Le panneau indique aussi les prochains nouvelle lune, premier quartier, pleine lune et dernier quartier dans l’heure locale de la ville choisie. Saisissez une date, par exemple un anniversaire, puis « Afficher » : toute l’exposition rejoint 21:00 ce soir-là dans cette ville.

Pourquoi le croissant change d’inclinaison selon la ville

Au même instant, partout sur Terre, la fraction éclairée est la même. Seule change la direction du bord éclairé par rapport à l’horizon local. Les astronomes utilisent l’angle de position du limbe éclairé, mesuré du nord vers l’est sur le ciel, et l’angle parallactique pour l’inclinaison de la verticale locale. Leur différence donne la direction du bord lumineux par rapport à la verticale vers le haut.

Le panneau du ciel représente cette géométrie. Le disque utilise la même carte NASA que la Lune 3D, tournée de l’angle parallactique pour placer le nord lunaire correctement, puis éclairée selon la direction du Soleil. À Séoul ou Londres, un soir quelques jours après la nouvelle lune, le croissant est bas à l’ouest et éclairé en bas à droite. À Sydney ou au Cap au même instant, il est éclairé à gauche et les mers lunaires sont renversées par rapport à l’image du nord, car l’observateur regarde vers le nord. Près de l’équateur, à Quito, le croissant du soir est presque couché, comme un bol. Ce n’est pas la Lune qui a changé, mais la verticale de l’observateur.

Calculer le lever lunaire pour une ville

Les levers et couchers suivent la méthode des éphémérides. Le panneau parcourt la journée locale par pas de dix minutes, calcule la hauteur lunaire à partir de l’ascension droite, de la déclinaison, du temps sidéral et des coordonnées de la ville, puis cherche les passages du bord supérieur à l’horizon. La hauteur du centre correspond alors à 0,7275 fois la parallaxe horizontale moins 0,5667°. Deux effets de la proximité lunaire se combinent : le point d’observation abaisse la direction de la parallaxe, tandis que le rayon lunaire, égal à 0,2725 rayon terrestre, élève le bord supérieur de cette fraction de la parallaxe. Les 0,5667° représentent la réfraction près de l’horizon. La culmination est trouvée au passage de l’angle horaire par zéro.

Face à 55 horaires de lever, coucher et culmination de l’Observatoire naval américain pour huit villes, l’écart reste inférieur ou égal à 1,8 minute. Une journée sans lever est normale : la Lune se lève environ 50 minutes plus tard chaque jour en moyenne, et environ une fois par mois ce retard dépasse minuit. À Reykjavík, certains jours d’hiver la Lune reste levée toute la journée, d’autres elle ne se lève pas. Relief, bâtiments et réfraction inhabituelle peuvent décaler la visibilité réelle de plusieurs minutes : les horaires supposent un horizon au niveau de la mer.

Périgée, apogée et comparaison des tailles

L’orbite lunaire est une ellipse elle-même perturbée par le Soleil : ses points les plus proche et lointain varient chaque mois. De 2026 à 2028, le panneau trouve des distances entre centres allant de 357 382 km à 406 018 km. Les diamètres apparents correspondants sont 33,4′ et 29,4′, soit un rapport de 1,136. Cela explique l’indication de la NASA : la pleine lune la plus proche peut sembler jusqu’à 14% plus grande en diamètre que la plus lointaine.

La ligne des tailles trace les disques extrêmes en contours et celui de la date choisie en plein. La superlune du 24 décembre 2026 remplit presque le grand contour : 357 616 km et 33,4′. Celle de novembre 2026, également recensée par la NASA, est un peu plus éloignée : 361 500 km et 33,0′. Le mot superlune n’a pas de seuil officiel ; la NASA parle d’une pleine lune proche du périgée. Le défi de cette page utilise 360 000 km pour disposer d’une cible fixe.

D’où viennent les dates du catalogue

Chaque éclipse du catalogue provient des tables décennales du centre Goddard de la NASA : instant du maximum, type, série de saros, durée et régions de visibilité. Les superlunes sont celles de la NASA ; les lunes bleues sont repérées dans les tables de phases de l’Observatoire naval américain, avec deux pleines lunes dans un même mois civil compté en UTC. Les entrées historiques renvoient aux mêmes tables NASA ou à la page de mission d’Apollo 11.

Comme le modèle 3D suit le mouvement moyen, un choix rejoint la nouvelle ou pleine lune moyenne la plus proche de l’heure publiée. L’horloge de la scène peut donc différer du catalogue de plusieurs heures tout en montrant l’alignement de l’éclipse. Comparez celle du 29 mai 1919, utilisée pour tester la relativité générale, et la longue éclipse du 2 août 2027. Elles appartiennent au saros 136, à six cycles d’écart : 39 512 jours divisés par six donnent 6 585,3 jours, un saros. L’éclipse de 2009 en Inde et en Chine se place entre elles dans la même série. Pour Apollo 11, le catalogue montre un croissant de Lune croissante âgé d’environ 6,3 jours, éclairé à 33%. L’atterrissage visait un Soleil matinal bas sur la mer de la Tranquillité afin que les ombres révèlent le relief.